Изложение системы мира - Лаплас Пьер Симон - Страница 14

Итак, видимые движения планет и изменения их фаз приводят нас к общему выводу, а именно, что "все эти светила движутся вокруг Солнца, которое в своём истинном или видимом обращении вокруг Земли как будто уносит фокусы их орбит". Примечательно, что этот вывод вытекает из гипотезы Птолемея, если окружности и эпициклы, каждый год описываемые в соответствии с этой гипотезой, положить равными солнечной орбите. При таком предположении гипотеза перестаёт быть чисто идеальной и годной единственно для представления в воображении небесных движений. Вместо того, чтобы предполагать планеты обращающимися вокруг воображаемых центров, помещаем в фокусе их орбит большие тела, которые своим воздействием могут удерживать их на своих орбитах, и, таким образом, постигаем причины круговых движений.

Глава XII О КОМЕТАХ

Часто можно заметить светила, которые сперва едва видны, затем увеличивают свою яркость и скорость движения, потом снова уменьшают их и наконец исчезают из вида. Эти светила называются кометами. Почти всегда комета сопровождается туманностью, которая, разрастаясь, иногда оканчивается очень протяжённым хвостом; этот хвост должен быть крайне разреженным, поскольку через его необъятную глубину видны звёзды. Появление комет, сопровождаемых этими длинными шлейфами света, долгое время пугало людей, которых всегда потрясают необычайные события, если их причины неизвестны. Свет науки рассеял эти напрасные страхи, которые в века невежества внушали кометы, затмения и многие другие явления.

Кометы, как и все светила, участвуют в суточном движении неба, и это, вместе с малостью их параллаксов, показывает, что они не являются метеорами, порождёнными в нашей атмосфере. Их собственные движения очень сложны. Кометы двигаются во всех направлениях и не придерживаются, как планеты, направления с запада на восток и плоскостей, мало наклонённых к эклиптике.

Глава XIII О ЗВЕЗДАХ И ИХ ДВИЖЕНИЯХ

Параллаксы звёзд неощутимы; их диски, рассматриваемые в самые сильные телескопы, сводятся к светящимся точкам, чем эти светила отличаются от планет, у которых телескоп увеличивает видимые размеры. Малость видимого диаметра звёзд доказывается, в особенности гем, сколь малое время они затрачивают на исчезновение при покрытии их Луной. Это время, не превышающее секунды, указывает, что этот диаметр меньше 5^cc дуги [1."6]. Яркость света самых блестящих звёзд в сравнении с их малостью заставляет считать, что они гораздо дальше удалены от нас, чем планеты, и не занимают, как последние, свои свет у Солнца, но светятся сами, а так как даже самые слабые звёзды подвержены тем же движениям, что и самые яркие, и сохраняют постоянное взаимное положение, очень вероятно, что все эти светила одной природы и что это — светящиеся тела большего или меньшего размера, расположенные дальше или ближе, но за пределами солнечной системы.

У некоторых звёзд наблюдаются периодические изменения интенсивности света, отчего они и названы переменными. Иногда были видны звёзды, появляющиеся почти внезапно и после периода яркого блеска исчезающие. Такой была знаменитая звезда, наблюдавшаяся в 1572 г. в созвездии Кассиопеи. За короткое время она достигла яркости, превышающей яркость самых прекрасных звёзд и даже Юпитера. Затем её свет ослабел, и через 16 месяцев после её открытия она исчезла, не изменив своего положения на небе. Её цвет претерпел значительные изменения. Сперва она была ослепительно белой, затем стала красновато-жёлтой и наконец свинцово-белой. Какова причина этих явлений? Очень протяжённые пятна, которые периодически обращают к нам переменные звёзды, вращаясь вокруг самих себя, подобно последнему спутнику Сатурна, или, может быть, прохождение больших непрозрачных тел, обращающихся вокруг этих звёзд, объясняют периодические изменения блеска. Что же касается внезапно появляющихся звёзд с очень ярким светом и затем исчезающих, то можно сделать правдоподобное предположение, что это — большие пожары, случившиеся по экстраординарным причинам на их поверхности. Это предположение подтверждается изменением их цвета, аналогичным тому, которое мы видим на Земле при воспламенении и сгорании тел.

Белое свечение неправильной формы, которому дали название Млечного пути, окружает небо в виде пояса. С помощью телескопа можно увидеть, что это — огромное множество слабых звёзд, которые представляются нам столь сближенными, что их совокупность образует сплошное сияние. В разных частях неба можно увидеть ещё маленькие белесые пятна, названные туманностями. Некоторые из них, по-видимому, той же природы, что и Млечный путь. В телескоп видно, что они также представляют собой скопления большого числа звёзд. Другие видны только как сплошное белое сияние. Очень вероятно, что они образованы из светящейся очень разреженной материи, рассеянной в небесном пространстве в виде различных скоплений, постепенная конденсация которых образовала звёзды во всем их разнообразии. Замечательные изменения, наблюдённые в некоторых туманностях, и в особенности в прекрасной туманности Ориона, хорошо объясняются этой гипотезой и придают ей большую вероятность.

Взаимная неподвижность звёзд побудила астрономов относить к ним, как к неподвижным точкам, собственные движения других небесных тел. Для этого их нужно было классифицировать, чтобы можно было их узнавать. С этой целью звёздное небо было разделено на группы звёзд, названные созвездиями. Необходимо было ещё иметь точные положения звёзд на небесной сфере, и вот как этого достигли.

Вообразим большой круг, проходящий через полюса мира и через центр какого-нибудь светила, называемый кругом склонений и пересекающий экватор под прямым углом. Дуга этого круга, заключённая между экватором и центром светила, измеряет его склонение — северное или южное в зависимости от наименования полюса, к которому она ближе.

Для всех светил, расположенных на одной параллели и имеющих одинаковые склонения, необходимо иметь ещё один элемент, чтобы определить их положение. Для этого выбрали дугу экватора, заключённую между кругом склонений и точкой весеннего равноденствия. Эта дуга, отсчитываемая от точки равноденствия в направлении собственного движения Солнца, т.е. с запада на восток, называется прямым восхождением. Таким образом, положение светил определяется их прямым восхождением и склонением.

Сравнение меридианной высоты светила с высотой полюса даёт расстояние этого светила от экватора, или его склонение.⁷ Определение его прямого восхождения для древних астрономов представляло большие трудности из-за невозможности непосредственно сравнивать положения звёзд и Солнца. Чтобы определить прямые восхождения звёзд, они пользовались Луной как промежуточным звеном для измерения разности её прямого восхождения днём — с Солнцем, а ночью — со звёздами, и учитывали собственные движения Луны и Солнца за интервал между наблюдениями. Получив из теории прямое восхождение Солнца, они выводили прямые восхождения некоторых главных звёзд, к которым относили остальные. Таким способом Гиппарх составил первый каталог звёзд, о котором мы знаем. Много позже этот метод был уточнён благодаря использованию вместо Луны планеты Венеры, которую иногда можно видеть в середине дня и движение которой в коротких промежутках времени медленнее и не так неравномерно, как лунное. В наши дни, когда применение маятниковых часов позволяет измерять время очень точно, мы можем непосредственно и значительно точнее, чем древние астрономы, определить разность прямых восхождений звёзд и Солнца по времени, протёкшему между их прохождениями через меридиан.

Подобным же образом можно относить положения звёзд к эклиптике, что особенно полезно в теории Луны и планет. Воображают большой круг, проходящий через центр светила перпендикулярно к плоскости эклиптики; этот круг называют кругом широты. Дуга этого круга, заключённая между эклиптикой и светилом, измеряет его широту, северную или южную, в зависимости от наименования полюса, расположенного с той же стороны эклиптики. Дуга эклиптики между кругом широты и точкой весеннего равноденствия, отсчитываемая с запада на восток от этой точки, называется долготой светила, положение которого, таким образом, определяется его долготой и широтой. Легко понять, что если известна наклонность экватора к эклиптике, долготы и широты светил могут быть выведены из наблюдённых значений их прямых восхождений и склонений.